Meteority...původ, geneze, složení, stavby, klasifikace, příklady Ustav geologických věd Brno FRVS grant 2430-2010 Ľ Struktura přednášky: 1) Obecné pojmy - tělesa - potenciální zdroje meteoritů 2) Jevy spojené se vstupem extrátěrestrických tělese do zemské atmosféry 3) Meteority - historický přehled - vlastnosti - makroskopický vzhled, složení - klasifikace, příklady 4) Zajímavé a důležité pády, příklady ze světa a ČR 2. upr. dle L. Wikberga III Obecné pojmy - tělesa vs. jevy Planetka, asteroid, meteoroid, bolid, meteorit, meteoritický roj, IDP....jedná se o tělesa a hmotu vyskytující se v meziplanetárním prostorem a s nimi spojené jevy při vstupu do zemské atmosféry. Plantetky, asteroidy - dnes známo kolem 200 000 těles (odhad všech až 2mil.), charakterizují se dle oběžných drah a světelného spektra (spektrální klasifikace -C-carbonaceous,S-siliceous,stony - 17%,X-mixed, metali), dělí se do skupin (název dle prvního tělesa) a do rodin (vznik rozpadem větších tělesa-cca 35% všech v hlavním pásu), největší těleso ve vnitřní části slun.soust. - CERES o průměru 975 x 909 km (původ ale v Kuiperově pásu). Plantetky, asteroidy - srovnání absolutní velikosti některých planetek s vybranými kometami (pravý dolní roh), pod názvem uvedeny rozměry v km a jméno sondy, která pořídila snímek, 65. 1 OWÍBrjllle 5S3S AfineftdfA 2S07 Stíní ; ; í ä 1 km ftfc * 5C * ifl Km S4x4.41tm [IMJfWD l| l.ftří l.Ikm Eros-33 ie 13 hm hustota 2.4 g/cm3, kolísání teplot od -150-100°C, materiál na povrchu pochází z asi 1mld starého kráteru December 3 2000 23: Nízké albedo kolem 4%, nízká hustota 1.3 g/cm3, fragment CM-chondritu?, rubble pile planetka? Plantetky, as iects - NEOs -mž však některá svá aphelia). zdálenosti 1.3 íě (až na 0.983 (pod 0.72 AU). Jpokládá se, eveno. ally Hazardous mi blížícími a 7.5 mil. km) u 13% jde o ob-ormace o oemaker -3KAWA (sonda 2005) s b- Eros 21 433 ER' Plantetky, asteroidy 100 m Itokawa I Důležitou skupinou planetek jsou tělesa typu Rubble pile („skládka, hromada suti"). Předpokládá se, že vznikly akrecí materiálu detsruované planetky po nárazu srovnatelně velkého tělesa. Jsou důkazem, spolu s přítomností četných impaktních kráterů na jiných u, planetkách, že běžně dochází k vzájemným střetům a tím produkci mimo jiné i meteoro-idů. Odhaduje se, že zpětná akrece fragmentů trvá hodiny až týdny. Tento typ planetek má nižší hustotu než ostatní typy a obvykle pos-trádají zřetelné impaktní krátery. To je způso- beno relativně vyšším množstvím volných prostor mezi jednotlivými fragmenty, jejichž vzájemné tření spolu s velmi nízkou gravitací zabraňuje kompakci celku. U větších těles vlivem větší gravitace dojde ke kompakci a tím mohou být setřeny projevy kolizí s většími - tělesy. 10 km Existují i tzv. dvoiplanetky (např. Ida, Kaliope, ^^^^^MÁ Camilla aj.) nebo i trojplanetky (např. 87 Sylvia 45 Eugénia). Jde o soustavy dvou nebo tří izo-lovaných těles se společným těžištěm. Vznik těchto soustav se dává do souvislosti s kolize- mi a neúplnou akrecí, popř. s gravitačním zá- L chytem blízkoletících těles a vyloučena není ani m * hypotéza vzniku rotačním rozpadem. Vzácně byly identifikovány kontaktní binární m planetky. Množství „suti" vzniklé při kontaktu může být velmi proměnlivé (J). Meteoroid Meteoroid - těleso meziplanetární hmoty (v rámci sluneční soustavy) o velikosti od mm do zhruba 100 m. Tělesa o velikosti zlomků mm se někdy označují jako mikrometeoroidy. Jejich vznik je spojován nejčastěji s kolizemi větších těles v hlavním pásu planetek. Vzhledem k velikosti jsou ve vesmíru nepozorovatelné na rozdíl od jejich pádů na Zem (viz meteor, meteorit). Mikrometeoritů dopadá na Zem denně několik milionů, těles nad 1 m zhruba 1 denně - pozorování bolidu. Rychlosti a směry pohybu - většina drah meteoroidů je víceméně paralelních s rovinou ekliptiky s excentricitami srovnatelnými s hlavním pásem asteroidů. Směr vůči Zemi je souhlasný nebo proti směru oběhu Země kolem Slunce. To následně ovlivňuje rychlost vůči Zemi, kdy se rychlosti buď sčítají nebo odečítají. Původ - drtivá většina má původ v rozpadu větších těles - asteroidů či planetek, méně z komet. Většina se jich tedy nachází v hlavním pásů planetek. 22. Výjimečný případ pozorování meteoroidů se podařil 6. října 2008, kdy došlo k objevu tělesa s odhadovanou velikostí 5m, přičemž bylo zjištěno, že má kolizní dráhu se Zemí. Výpočet ukázal dobu i přibližné místo dopadu, což se po 19 hodinách potvrdilo a v Súdánské poušti byly .* později nalezeny jeho zbytky - meteority, podrobnosti v kapitole meteority. Těleso dostalo označení 2008 TC3 a meteorit byl pojmenován podle místa nálezů Almahata Sitta (viz dále). ..\david\meteory\Meteor Japan 2005-QV7JQQRI-yA.mp4 IDP - interplanetary dust particles IDP - Interplanetary Dust Particles - jedná se v podstatě o mikrometeoroidy o velikosti od 1 jun do prvních jim, zdrojem jsou jednak planetky či asteroidy, resp. jejich kolize, dále komety (až 50%) a za třetí zdroj se považuje mezihvězdný prostor. Při jejich pádu na Zem nedochází k zahřátí vlivem relativně velkého povrchu vůči hmotnosti a jejich pohyb je řízen prouděním atmosféry a gravitací Země (kritická velikost cca 50 jim pro vstupní rychlost 11,7km/s). V ní mohou setrvat i několik týdnů. Optickým projevem je tzv. Zodiakální světlo - slabě viditelný světelný kužel většinou trojúhelníkového tvaru, viditelný po západu či před výcho- * dem slunce, rozprostřený podél části STAREUST ^gft. roviny ekliptiky (resp. 1,3° od roviny -v rovině i n kli nace Jupitera). Ve skutečnosti je odraz světla na IDP zodpovědný až za 60% světla na obloze viditelného za bezměsíčné noci a bez světelného znečištění. Denně dopadá na Zem přes 100 tun, \^ jejich sběr probíhal ve výškách až 1 37 km pomocí kolektorů na \ /^SPt\ balónech (60. léta), letadlech (20-35 \% km, U2- 70. léta, ER-2 - 90. léta -10 * letů-300 IDP!). Dnes speciální if*1 * » hn * co llKlíll — iroui : arsc - t t * * • I i * f • • • *: ♦ ~ o- - 1 * * • í -1 -- ■ t + t * * * ft + tu ■ • ♦ ■p - chondritické Fe - Ni - S tmavé silikát} asi 60% asi 30% asi 10% O Na Mg AI Ca Cr he N Fotografie z TEM, zobrazující složení části IDP. GEMS - sklo s dispergovanými částicemi kovů a sulfidů červeně - železo, zeleně - hořčík, modře - uhlík enstatitové obvyklé uhlíkaté Cl, CM, CV, CO( CR( CK nej vyšší obsah volatilních komponent a org. složek G) Relativní průměrné složení asi 200 IDP v závislosti na velikosti, resp. mikrostruktuře. Organic carbon GEMS IM nanomolars Mikrometeority, sférule Při výzkumu hlubokomořských sedimentů byly objeveny i kulovité částice o velikosti XO až 1mm. Podobné útvary byly zjištěny i ve věčně zamrzlých oblastech především Antarktidy. Jejich složení se blíží obyčejným chondritům (bezvodé silikáty Mg, Fe, Ca + Fe-Ni-S, sklo). Vzhledem k vyššímu obsahu platinoidů obsahují tyto sedimenty až stonásobně vyšší koncentrace ve srovnání s jinými sedimenty, především Ir. Polohy extrémně obohacené o Ir se interpretují jako sedimenty z období významných impaktních událostí (např. struktura Xicxulub - cca 65 Ma) ^^jffiEgfetah Jedná se nicméně v podstatě o ablační produkty především jdĚli železem bohatých meteoritů. Jsou černé a magnetické, což Šrw usnadňuje jejich sběr ze dna oceánů. Kromě magnetitu obsahují taenit a silikáty. Díky svému vzniku jsou relativně ochuzeny o uhlík, H^^^^^^S sodík a síru, které se při tavení odpařily. Složením jsou blízké kůrám Acc.V Det WD 20 0 kV BSE 9.6 •m eteority, sférule i, Nové Země v Rusku apod. nalezer iko u meteoritů. Složení těchto sféru Jedí. , plážových písků, neboť relativně si šžném terestrickém prostředí, až 1 r V některých obl akumulacemi to blízké materiálu Méně běžné jsoi se odhaduje na I •!•] L\>J 11 I>J Ki LVA H11 »JMJ [>T7>KTi ?I>IW>T* l*VA IVMt YÁA ki 1*9 [tim'M *l Ľ Jevy spojené s průletem extraterestrických těles zemskou atmosférou Průlet planetky Průlet planetky - ve výjimečných případech lze pozorovat za vhodných podmínek pouhýn okem průlet planetek, příkladem je Vesta nebo případ planetky Apophis (velikost cca 270m) v roce 2004, jež je v současné době intenzivně sledována z důvodu relativně vyšší pravděpodobnosti srážky se Zemí v r. 2029 a 2036 (přiblížení na vzdálenost kolem 37 000 km - viz. Torino impact hazard scale) 2036 Apr 13.375 Pás největší pravděpodobností dopadu planetky 99942 Apophis v roce 2029 ■ Apophis (Solution S142} ■-' Solution nominal EROS 18. Planetka 2004 FH Planetka 99942 APOPHIS Meteory, bolidy Meteor - název pochází z řeckého metéoron - jev na obloze. Jde o stopu ve viditelné části spektra, vzniklou při průniku relativně malého tělesa (mm-cm) do atmosféry třením, zahřátím a tím ionizací molekul v atmoséře. Jev vzniká ve výšce kolem 100-120 km a délka trvání je od zlomků sekund po ^^^^^^^^^^^^^^^^^^^^B první sekundy. Bez zvukových projevů. I lo-_| Norsko 13.12. 2009 Geminidy Bolid - z řeckého ..bolis (poÁíg)..s významem střela, záblesk., stopa ve viditelné části spektra, vzniklá při průniku tělesa o velikosti desítek cm až několika metrů do atmosféry. Od meteorů se liší výrazně vyšší jasností (vyšší než Venuše - magnituda pod -4.5) a délkou trvání od několika prvních sekund po první desítky sekund, zároveň jsou časté zvukové projevy (dunění, výbuchy apod.) spojené buď s rozpadem (výbuchem) meteoroidu nebo průletem atmosférou, jejím rozrážením a opětovným nárazem za meteoroidem. Často pozorovatelná i fragmentace tělesa během pádu. Velikost meteoroidu bývá --1 odhadována na základě jasnosti bolidu dle vztahu: m _ e - ( 0.3 + 0.4 M) kde m = odhadovaná hmotnost 33 / . M....magnituda Bolid Perth z. Austrálie 3.12. 2005 15. Kalifornie 14.12. 2009 Geminidy Meteory, bolidy Směry a rychlost pádu - rychlost vstupu ovlivňuje vzájemná rychlost Země a meteoroidu (zhrul mezi 11-72 km/s). ^......._ Maximální rychlost pohybu meteoroidu v mezi- >v planetárním prostoru podél orbitu Země činí 42 >^ ....... ' km/s (úniková rychlost ze sluneční soustavy), rych- *\ lost oběhu Země činí asi 29.8 km/s —> maximální / •>* * -\ rychlost při vstupu se rovná součtu —> 71.8 km/s, j . / / **\Y minimální rychlost se rovná únikové rychlosti ze ; V^.v ^ ^ '3 Země 11.2 km/s popřípadě 42-29.8, —> 12.2 km/s, ■ f ;; ^ Jj^J v případě, že meteoroid Zemi „dohání". [ S! 0 Teto n Metd 30.3-km/s se objevují tzv. Earth-grazing meteority, relativně rychlejší a takové, které přilétají pod velmi malým úhlem, rozzáří se v atmosféře a tu následně opouští. Výjimečně mohou f ragmen to vat a některé úlomky dopadají na Zem. Příkladem je těleso US19720810 (1972). Vstup do atmosféry byl pozorován nad Utahem a výstup nad Albertou v Kanadě. Odhadovaná velikost činní 3-14 m, ztráta hmoty až 50%, zpomalení na rychlost 800 m/s a úklon vůči ekliptice z 15 na 8°. Meteory, bolidy Meteor, bol id - světelná stopa není způsobená „hořením" meteoroidu, ale ionizací molekul vzduchu, který je třením zahřán až na teploty kolem 4000 °C. V závislosti na rychlosti, hmotnosti, úhlu střetu může stopa dosahovat délky stovek m až několika km. Čím je těleso hmotnější, tím je jeho brzdění pomalejší a naopak. Viditelná tělesa jsou obvykle ve vzdálenosti max. 150-200 km. Výška světelných projevů pádu se pohybuje mezi 120-80 km, níže meteory pohasínají. Odhad počtu pouhým okem pozorovatelných meteorů je až 25 milionů. \ i i i i i i i i \ 15 14 13 12 11 10 9 S 7 6 rychlost (km/s) Jasnost roste se zvyšující se hmotností tělesa a rychlostí vstupu do atmosféry del vztahu: Četnost meteorů a bolidů lze z pozorování vyjádřit N(>D)=37D-2 7 což platí pro tělesa 5cm-300m, pro větší vztah neplatí. 17. i i r 40 3G 32 20 24 20 16 12 8 chlost pádurkm/s' Meteory, bolidy Barva meteoru, bolidu - bývá nejčastěji bílá, namodralá, ale známejšou zář červenavé, žluté a vzácně zelenavé. Barva se může měnit i v průběhu jevu, což může být způsobeno průletem různými „vrstvami" atmosféry. Na barvu má rovněž vliv složení meteoritu (oranžová/žlutá - Na, žlutá - Fe, modrá/zelená - Cu, purpurová - K apod.) ale i rychlost průletu a tak i teplota. Teplota meteoru - I přes vysoké teploty při průletu atmosférou obvykle nedochází k prohřátí tělesa vyjma tenké povrchové vrstvičky. Na rozdíl od železných meteoritů (lepší tepelná vodivost) jsou proto kamenné meteority obvykle ihned po pádu chladné, někdy i s ledovou krustou. Železné mohou být na omak teplé. Stopy po průletu - vzácně byly těsně po půletu 23 pozorovány „kouřové" stopy po průletech bolidů, jedná se však většinou o kondenzační páry, nikoli o zplodiny hoření. Vznikají spíše ve spodních vrstvách atmosféry a zanikají do několika minut po pádu. Meteory, bolidy Zvuky - vzhledem ke vzádlenosti většiny pozorovaných bolidů by zvuk, spojovaný s explozemi bolidů měl být slyšitelný až za několik desítek vteřin až několik minut, tedy v době, kdy už světelné projevy dávno zanikly. Existuje však řada pozorování, kdy byl zvuk slyšitelný prakticky ve stejném okamžiku jako samotný bolid. Neexistuje spolehlivé vysvětlení, nicméně se usuzuje, že vzhledem k energii uvolněné plazmatem je její část transformována do elektromagnetického záření v úrovni audiofrekvencí, šířeného rychlostí světla, jež má za následek rezonanci objektů na Zemi a tím vzniku hřmění, dunění a praskání. Dnes identifikace infrazvuku - např. meteorit Buzzard Coulee (2008), kdy byly kromě slyšitelných projevů zaznamenány infrazvuky pomocí mikrobarometrů na stanicích severní Ameriky a Grónska (vznik především při fragmentaci tělesa, K)). Meteorický roj Meteoricky roj - od sporadických meteorů se liší jednak výrazně vyšší četností meteorů za časovou jednotku (až stovky meteorů za hodinu) a jednak předvídatelností - jsou spojovány s konkrétními tělesy (většinou kometami). Radiant - bod, ze kterého zdánlivě vylétají meteory v rámci meteorického roje-způsobeno perspektivním pohledem na subparalelně letící meteoroidy. Sporadické meteory způsobují částice letící poměrně vysokými rychlostmi (přes 60 km/s) s parabolickými dráhami. 1.,9. maximum souhvězdí pravd, mateřské meteorický roj aktivity radiantu těleso Quadrantidy 3.-4. ledna Kozik-Peltier? Lyridy 28. Dubna Lyra Thatcher Konec dubna KE! EBSEB 4. Května Vodnář Halley Beta tauridy 30. Června Encke Perseidy Perseus Swift-Tuttle Drakonidy Giacobini-Zinner Orionidy uns Halley Tauridy Encke Leonidy Lev Temple-Tuttle ■cfJ.'.IĽIMtJ 13. Prosince Blíženci Fetone-planetka Ursidy 22. prosince Malý vůz Tuttle Q u ad rant id Meteor Shower i am, Jan 4 - j , Dippšť i I Dtpper -------/ Radiant g Q OTE S DRACO + /V Looking Northeast □ Meteority Meteorit - zbytek meteoroidu, který přežije průlet atmosférou a dopadne na zemský povrch. Množství dopadnuvšího materiálu je závislé na původní váze, složení tělesa, na rychlosti a úhlu vstupu do atmosféry. Udává se minimální velikost kolem 1 m. Dnes známy i meteority z Měsíce a Marsu. Rozeznání od pozemského materiálu - obvykle jen těsně po pádu (rychlé alterace kůry). Výjimkou jsou oblasti s nízkou vlhkostí a stabilním klimatem (pouště, arkticxé oblasti apod.) Typické znaky - černá povrchová kůra, někdy ablační útvary na povrchu, stopy po tečení taveniny, výjimečně aerodynamický tvar, u železných meteoritů i nápadně vysoká hustota. Pojmenování - většinou podle místa pádu, popřípadě navíc číslo nebo písmeno, ojediněle jinak (například tzv. Hodges podle Ann Hodges, jež byla zasažena meteoritem Syalcauga (1954). Původ - drtivá většina jsou fragmenty planetek, tzn. že většina pochází z hlavního pásu planetek, které jsou zase pozůstatkem deštruované planetesimály v níž již alespoň částečně došlo k diferenciaci. Vzácné jsou meteority původem z Marsu či Měsíce. _ Projevy na zemském povrchu - většinou žádné, neboť dopadají volným pádem, vzhledem k velikosti pouze drobné důlky o velikostech v cm-dm. Pouze větší (metrová a větší tělesa) mohou vytvořit impaktní kráter o velikosti v metrech až desítkách metrů, někdy spojený se seismickou aktivitou a destrukcemi (větší struktury - viz přednáška L. Dzikové). wishes Meteority - historie výzkumů -starověk - záznamy o pádech kamenů z oblohy 1492-ve Francii u městečka Ensisheim (Alsasko, dnes Německo) dopadl meteorit o váze kolem 127 kg, (dnes asi 55kg) někteří j^j^w učenci přijímají možnost pádu „kamene z oblohy" 1794 - německý přírodovědec Ernst Chladni prosazuje názor, že horniny mohou pocházet z vesmíru ^Ô6(ŠS 1801 - italský astronom Giuseppi Piazzi objevuje první asteroid a nazývá ho Ceres ^r^^%Ä^M^^r^^Ä 1802 - britský chemik analyzoval 4 kamenné meteority a zjistil, že ^t,-~l$ glnlMI;'£wtftlm.-^111 ^iBIMfcJIM se podobají sobě navzájem, ale odlišují od hornin na Zemi 1906 - průmyslník Daniel Barringer předpokládá, že velká deprese v arizonské poušti mohla vzniknout dopadem jfl '^^^^^^^M^^^ 1959 - první zaznamenaný pád - u Příbrami v ČR, dokumentace WÉĚĚĚU ^džS^Žždfeä^y^^aS možnosti původu v pásu asteroidů 1969 - v meteoritu Murchison poprvé objeveny aminokyseliny a další organické látky, spekulace o mimozemském původu života na Zemi 1969 - první nálezy meteoritů na Antarktidě, dnes cca 80% všech známých meteoritů rM0 m ■** jí? i i ste, «í 41 ALH84001 - stopy po organismech v Mars. meteoritu 1. 1980 - objeveny důkazy o dopadu gigantického tělesa před 65 Ma lety (L. a W. Alvarezovi) ^ 1982 - první objev lunárního meteoritu (Allan Hills 81005) v m Antarktidě ' 1983 - první důkaz meteoritu původem z Marsu - 1987 - podrobné studium prach, částic zformovaných v „atmosféře" červeného obra v posledním stadiu jeho vývoje 1994 - zaznamenán a podrobně zdokumentován dopad ^ komety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter včetně apokalyp- tických důsledků "* 2001 - NEAR Shoemaker přistává na povrchu asteroidu Eros \ 2004 - sonda Stardust prolétá ohonem komety Wild 2 a odebírá vzorky prachu (návrat na Zem 2006) Meteority - pozorované pády a nálezy Hustota pádů bude přibližně shodná na celém povrchu Země. Z důvodu nerovnoměrného osídlení jsou pozorované pády značně nerovnoměrné. Nálezy nesouvisející s pozorovanými pády jsou podmíněny zejména vegetačním pokryvem a charakterem podnebí tzn. že nepoměrně častější jsou nále-zy v oblastech aridních (pouště a polopouště) anebo arktických (antarktida), v nichž fungují přirozené akumulační pasti. Meteority Velikosti - od um u mikrometeoriů po kilometry u plantek. Obvykle mm - první metry. Největší známé meteority jsou: ^^^^^^^^^^^^^^^^^^^^^^^^^^ Hoba - meteorit - v s. části Namibie u města Grootfontein, doposud na místě pádu, váha odhadována na více než 60 tun, největší známý jednotlivý kus. Dopa pádu odhadována na cca 80 000 let, složení - 84% Fe, 16% Ni, stopy Co. Klasifikován jako ataxit IVB (Ni bohatý). Objeven kolem roku 1920. fis W Cíl* Campo del Cielo (El chaco) - 37 t (jiný odhad 34t), Hromadný pád o celkové váze přes 100t situován do oblasti cca 1000 km SZ od Buenos Aires v Argentině. Oblast pádu cca 3x20 km, celkem asi 26 kráterů (max. 120 x 100m), doba dopadu cca 4-5000 let, první informace už z r. 1576 - podle informací od indiánů vyrábějících zbraně byl následně objeven zdroj - oktaedrická IAB železa (93%Fe,6.7%Ni, 0.3%Co). ■ mm Meteority - největší jednotlivé kusy Armanty - 28 tun vážící meteorit, hrubozrnný oktaedrit, Xinjiang Bacubirito - 22 tun, Mexiko « I Cape York - meteorit z Grónska, váha téměř 31 tun, hromadný pád o celkové váze až 60 tun z doby před 10000 lety. Armanty 26 Meteority - největší jednotlivé kusy KlfflflffHffil I Willamette - nekvětší meteorit nalezený na území USA (Oregon, 1902) o váze ca 15.5 tuny. Jde o střední oktaedrit IIIAB s obsahem 7.6 Ni a 91 Fe se stopami l||IH ffl P ^^^H^^^^l kobaltu a fosforu. Hluboké nerovnosti na povrchu I jsou kombinací výrazných regmaglyptu jako důsledku velmi rychlého průletu atmosférou a zvetrávaní vli-vem dlouhé expozice pozemským ^Sk > podmínkám. Wid-manstättenovy obrazce jsou málo K T^BBtt J patrné z důvody rekrystalizace materiálu meteoritu při zahřátí. $jf' Jj Meteorit má zajímavou historii nálezu. Byl znám již indiánům, nicméně po nálezu na území patřícím soukromé ocelářské firmě byl tajně přemístěn o 1200 ^^^^^^^mm—m^^^^^^— metrů dál na území nálezce - Ellis Hughes. Na to se | přišlo a soud přiřkl vlastnicví ocelářské firmě. Am. muzeu přír. věd. indiány uctívaný kámen se stal Níb@§q<9Syljá^f^^^, fei&ť* tt^SäWMiarmífti- cení kamene na původní místo. Došlo k dohodě, že meteorit zůstane v muzeu a náčelníci mohou 1 x ročně provádět --m — — _ kolem něj I^M^^ŕ náboženské | obřady., : - - Spory se táhnou - /:~ ,\ dodnes. 26. : ' ^^fľľ^Sgll^WR se svým 15-tiletým - I -^^^^^^^^^t synem právě kradoucí meteorit Willamette na dřevěném vozíku po dřevěných kolejích. Meteority - tvary Tvar meteoritů je většinou nepravidelný. Je ovlivněn především procesy při průletu atmosférou, které jsou nicméně odrazem skladby a i velikosti původního meteoroidu. Meteority, které nejeví známky fragmentace po fázi natavování povrchu ani po pádu na zemský povrch se označují jako celotvary. Často mají vyvinutou kůru na celém povrchu. Díky dopadu na tvrdý povrch mo hou být otlučené s různě velkými odlomenými částmi. Vlivem rozpadu ještě při letu se často nachází meteority s kůrou pouze na části povrchu a jsou známy nálezy i fragmetů, relativně daleko od sebe, jež do sebe zapadají a složí tak původní celotvar. Podobná situace je běžná při nárazu na tvrdou podložku. 7námw icrtn i nálo7\# in.citu rri7naHI\'/rh motor*ritů \/li\/om nn\/čtr. nostních podmínek, především díky kolísání teplot. telesa ntenzi Sphered! shape í. D) iniciální hmotnost 1t vstupní úhel 45" n i—i—i i—i—i i—r % 10 20 30 40 50 60 70 30 90 % ztráta při ablaci Díky intenzivnímu tavení povrchu zejména čelní strany dochází k ablaci a takto vzniklé kapky okam-žitě tuhnou a padají v podstatě volným pádem za vzniku sklovitých kuliček - mikrometeoritů (viz výše). Meteority - kůra Jde většinou o několik desetin mm mocnou kůru na povrchu meteoritu, vznikající prudkým zahřátím, tavením materiálu meteoritu a následným rychlým J utuhnutím na sklovitou hmotu. Kůra nemusí být vyvi- f nuta na celém povrchu, ale zvláště u orient. Meteoritů I pouze na jedné-čelní straně. Odkapáváním vznikají mikrometeority (viz výše). Barva většinou černá, še-dočerná, lesklá i matná. Kůra je v povrchových podmínkách značně nestabilní, rychle podléhá degradaci a mění se na směs sekun- t dárních vodnatých silikátů, oxidů a hydroxidů železa. ^ Ztrácí se lesk, mění se struktura a barva na rezavou až postupně zcela mizí a obnažuje se tak poměrně nenápadné ne-přetavené jádro. V případě železných meteoritů vzniká na povrchu směs oxid-hydroxidů Fe. V případě přítomnosti sulfidů Fe dochází i ke vzniku kyseliny sírové a tím urychlení degradace meteoritu. Úplné setření původního vzhledu netrvá déle než /A5882 i několik stovek let. \ \] l » Vše odvisí od prostředí, v němž se meteorit nachází. V devadesátých le- I tech byla vyvinuta škála zvětrání meteoritů (W0-W6), užívaná mimo jiné charakteristiky při popisu " ^ jednotlivých meteoritů (především mm chondritů). Meteority - kůra Železné meteority mívají tenší kůru (do 0.25 mm) na rozdíl od kamenných s až 1 mm mocnou kůrou. Někdy bývají vyvinuty proudové linie - zbytky po tečení skla, někdy pérovitě či koncentricky uspořádané. V místech v „závětří" se naopak tavenina může hromadit a vznikají lemy, kapky apod. Ojediněle může dojít až k nahromadění na kůru silnou až 1 cm. Vzácnejšou pozorovány tzv.kontrakční trhliny, vznikající prudkým ochlazením natavené kůry, to v případě nálezu těsně po pádu, jinak se může jednat o trhliny způsbené zvetrávaním. V případě úniku fluid může dojít k degazaci a vzniku drobných bublinek ve skle kůry. Pokud je průlet víceméně bez rotace dochází k „smývání" taveniny a Nuev vzniku drobných vlnek. 1 c m evo Mercurio Noctat Addagmar, 34. Whetstone Mountains, chondrit H5, pád 23.6. 2009 UM Meteority - hromadné pády Předpokládá se, že většina meteoritů je součástí více či méně početných hromadných pádů a pouze zřídkakdy nedojde k fragmentaci meteoroidu na více kusů. Větší tendenci k rozpadu mají nehomogenní a nekompaktní materiály (železokamenné meteority, brekcie, uhlíkaté chondrity apod.) vlivem prudké změny tlaku na meteoroid. Větší soudržnost vykazují naopak železné meteority. Fragmenty udržují přibližně stejnou dráhu a v závislosti na kinetické energii postupně „vypadávají". Místo hromadného pádu má tvar protáhlé elipsy, kdy nejtěžší kusy dopadají nejdál a naopak. Úhel volného pádu vůči zemskému povrchu klesáš hmotností jednotlivých kusů a nejčastěji se pohybuje kolem 20-30°. Elipsa pádového poleje protáhlá ve směru letu meteoroidu a může mít velikost v km až desítkách km a rozlohu i několik stovek km2. Meteority - složení a stavby Meteority jsou velmi pestrou horninovou skupinou a tomu odpovídá i jejich minerální složení, které je zase odrazem jejich geneze. Minerální složení, chemismus jednotlivých fází, textura a další znaky jsou základem klasifikace meteoritů. Celkem je známo z meteoritů kolem 280 minerálů ve srovnáním s více než 4000 druhy na Zemi. Je to dáno jednak úrovní a možnostmi zkoumání, jednak výrazně odlišnými a méně diverzifikovanými prostředími vzniku (málo volatilních složek, vody, apod.). Celkem je známo z meteoritů kolem 280 minerálů ve srovnáním s více než 4000 druhy na Zemi. Je to dáno jednak úrovní a možnostmi zkoumání, jednak výrazně odlišnými a méně diverzifikovanými prostředími vzniku (málo volatilních složek, vody, apod.) i přes to, že jak na Zemi tak v meteoritech tvoří většinu hmoty minerály s obsahem 8 prvků (O, Si, AI, Mg, Fe, Ca, Na a K). K nejhojněším minerálům meteoritů patří olivín, pyroxeny, plagioklasy, kamacit a taenit, troilit, schreibersit a cohenit. Dle typu se vzájemný poměr obsahů v různých typech meteoritů velmi liší. Olivín - obvykle výrazná převaha forsteritové komponenty (100-65 mol.%), součást chonder i matrix. Pyroxeny - převaha Mg-Fe pyroxenů nad Ca-bohatými pyroxeny, jak v chondrách tak v matrix. Plagioklasy - obvykle Ca-bohaté, albit je vyloženě vzácný. Kamacit - a-(Fe,Ni), nízkoteplotní modifikace, intimně prorůstá s taenitem y-(Fe,Ni), vysokoteplotní modifikací a naopak. Troilit - FeS, velmi hojná součát jak chonder tak matrix Schreibersit - (FeNi)3P - znám výhradně z meteoritů, často prorůstá s troilitem Cohenit - (Fe,Ni,Co)3C - často v asociaci s schreibersitem. Fe-Ni 100.um ESE 15. k V Meteority - složení a stavby K dalším „běžnějším" minerálům meteoritů patří: Silikáty: coesit, stišovit - vzácné vysokotlaké modifikace, vznik při impaktech foidy - hlavně nefelín a sodalit v chondrách CV chondritů sklo - primární v chondritech a achondritech, sekundární vzniká zeskelněním při impaktech (maskelynit v shergotitech a pravých chondritech vzniká za tlaků přes 30 GPa) mellilit (CaNa)2(AIMg)(SiAI)207 K-živec - extrémně vzácný v eukritech fylosilikáty - hlavně minerály serp.skupiny a smektity, produkty hydratace křemen - extrémně vzácný v eukritech a Ca-bohatých achondritech ringwoodit - olivín se spinelovou strukturou, vzniká za tlaků více než 150 kbarů při impaktech Dxidy: spinelidy - bohaté chromitovou (FeCr204) složkou, magnetit běžný v matrix uhlíkatých chondritů ilmenit - v achondritech, lunárních a marťanských bazaltech perovskit - CaTi03 v karbonátových chondritech Sulfidy: pentlandit - (FeNi)9S8 - v asociaci s troilitem v některých chondritech pyrhotin - v CM chondritech Ryzí prvky: awaruit - Ni3Fe, ryzí Cu - inkluze v NiFe a troilitu, diamant - vznik při impaktech, grafit - běžná akcesorie v NiFe meteoritech, pravých chondritech a ureilitech, často jako nodule v asociaci s troilitem, lonsdaleit - hexagonální vysokotlaký polymorf diamantu v ureilitech =osfáty: whitlockit - Ca9MgH(P04)7 - běžný v pravých, R a CV chondritech meteoritů má chemické složení velmi o podobné složení fotosféry Slunce (nepočíta- =s jí-li se volatilní složky - He, H, O, N, C) % Ze všech meteoritů tvoří primitivní meteority tvoří asi 85 %, diferencované kamenné asi 9%, železokamenné asi 1.5 % a železné 4.5%. zast. prvků v Cl chondritech (atomy/106 Si) Meteority primitivní - chondrity Chondritv - označení dle přítomnosti chonder, ale některé typy sem řazené je vůbec nemusí obsahovat. Chondrity se člení do tříd, skupin a klanů. Skupiny uhlíkatých chondritů jsou označeny písmenem C-jako carbonaceous a prvním písmenem jména typového chondritů např. CB - karbonátový chondrit skupiny Bencubbin. Další složkou označení je číslo petrograf ického typu. Dalšími kritérii pro členění do skupin jsou obsahy ryzích kovů vs. obsah Fe (v kovech či silikátech), molární zastoupení fayalitu v olivínu. Například pravé chondrity jako nejpočetnější skupina kamenných meteoritů vůbec (asi 85%) se člení na skupinu H - High Iron s obsahem asi 25-30 hm% Fe celkově, z čehož cca 15-19% je v ryzím stavu a zbytek ve formě silikátů, zatímco skupině L - low iron odpovídá 20-25hm% Fe, 1-10% je elementární a zbytek v olivínu s Fa21_25. LL skupina s Low metali a Low iron obsahuje pouze do 3 hm% ryzího Fe a celkově 19-22hm% Fe s olivínem Fa26.32. Procesy související s termálními změnami a tím i rekrystalizací původní hmoty planetesimál mají za důsledek značnou variabilitu ve složení chondritů a to je umožňuje dále klasifikovat na petrografické typy. uhlíkaté chondrity rumurutity - exis ich vzta' petrografický typ chondry chybí pravě ^ chondrity L LL ka kára n gity enstatítové chondrity vzacne hojné/heterogenni pokles heterogenity cca 81 % cca 5 °i > °C 4 150 200 400 600 700 750 95Ü růst H2O alte race růst teplotní metamorfózy [2008) vytvořil jednodušší členění na ě metamorfózy na 7 typů. Během akrečního procesu planetesimál docházelo k akumulaci tepla především ve vnitřních částech těles, což mělo za následek rekrystalizaci především matrix, ale nedošlo k roztavení chonder. Roztavená hmota matrix měla tendenci se gravitačně oddělit a diferencovat a tím došlo ke vzniku protolitu diferencovaných meteoritů. Míra metamorfních změn spolu s texturními charakteristikami má za důsledek detailní klasifikaci. Jako nejvíce primitivní se v rámci klasifikace na 7 petrografických typů jeví být typ 3. Klasifikace a petrografické typy chondritů dle D) Meteority primitivní - chondrity variabilita > 5% především CPX var. pod 5% homogenní olivíny i pyroxeny CPX Petrografické typy - klasifikace vytvořena již v r. 1967 Van Schmusem a Wodem pro rozlišení stupně metamorfózy hmoty meteoritů. Vyčleněno bylo 6 typů. Petrograf ický typ kritérium Homogenita složení olivínu a pyroxenu Strukturní stav nevápenatých pyroxenů Stupeň vývoje sekundárních olivínů Magmatogen ní sklo v chondrách Kovové minerály (maximum hm.% Ni) Sulfidy (průměrný obsah Ni) nad 20% pod 20% < 2|jm zrna izotropní sklo ve ■ chybí variabilním množství nebo turb. < 50|jm zrna OPX > 50|jm zrna chybí teanit chybí (Ni<200 mg/g > 0.5 % kamacit a taenit v množství nad 20% > 0.5 % dobře špatně Textura a zastoupení chonder chybí velmi ostře ohraničené ostře ohr. ■ . , . , ^ 3 odhsitelne odhsitelne Textura matrix Celkový obsah C Celkový obsah H20 jemnozr nná cira více opákní opákní mikrokrys- rekrystalovaná matrix talická 3-5% 1.5-2.8% 0.1-1.1% 18-22% 3-11% pod 0.2 % pod 2 % Meteority primitivní - príklady chondritů - pravé chondrity Četnost pravých chondritů v závislosti na molárním zastoupení fayalitové komponenty v H, L a LL typech. 30 Vi Oi ■ä 25 -j i 1=1 20 -: of Ch( 15 -j mber 10 -j 5 i 39. 0 10 Olivine in Ordinary Chondrites (after Van Schmus, 1969) L 15 20 25 Mole Percent Fe/(Fe+Mg) 30 m m ^^MÉÉÍ^M^tarii^^^Ega NWA1756, monomiktní chondr. brekcie LL3, Ni bohatý (50-60%) kov, S1, W2. NWA3127, pravý chondrit LL3, 480 g. S2, W3, zvýšený Cr v olivínu Meteority primitivní - príklady chondritů - ostatní Sahara 97079, enstatitový chondrit EH Meteority primitivní - príklady chondritů - uhlíkaté chondrity I přes svoje označení není již dnes obsah uhlíku hlavním kritériem pro zařazení meteoritu mezi uhlíkaté chondrity. Tím hlavním měřítkem je relativně vyšší poměr Mg, Ca, a AI vůči Si ve srovnání s ostatními chondrity. Některé primitivní typy (Cl) mohou vzácně obsahovat i karbonáty a ojediněle byly zjištěny i aminokyseliny. Uhlíkaté chondrity jsou svým složením poměrně komplikované a heterogenní. Vzhledem mohou připomínat uhelné brikety (jsou černé). Zřídkakdy vykazují známky tepelné metamorfózy a pokud ano, tak nízkého stupně a často neobsahují žádný ryzí kov, někdy magnetit. Pozoruhodný a typický je výskyt minerálů s vodou, zatlačujících původní bezvodé silikáty. - Framboidální magnetit z uhlíkatého chondritů Orgueil v agregátu jíl.minerálů. Karbonátový chondrit Tagish Lake Pád 18.1.2000, CI2, Mike Zolensky, NASAJSC N WA - 2364 -Uhlíkatý chondrit CV3, v němž byl určen nejstarší materiál ve sluneční soustavě -4.568 Ga let, a To z CAls fragmentu, navíc obsahuje nano-diamanty pravděpodobně interste-lárního původu (X)). Meteority diferencované Jde o meteority jejichž hmota vznikla v souvislosti s magmatickou diferenciací původního mateřského tělesa. V důsledku tepla nahromaděného při akreci (kinetická energie) a radiogenního tepla došlo v planetesimálách k natavování materiálu a postupnému přeskupení materiálu vlivem gravitace a vzniku NiFe jádra, přechodné zóny a SiAl „kůry". Následná destrukce takových těles důsledkem kataklysmatických srážek s jinými srovnatelně velkými tělesy dala vzniknout planetkám a meteoroidům s různým zastoupením NiFe a SIAI složek, jež mohly zpětně v různé míře akretovat a navíc byly planetky bombardovány a tříštěny. Do této skupiny náleží z kamenných meoritů achondrity, dále kamenno-železné a železné meteority. Celkově je tato skupina zastoupena asi 15 % ze všech meteoritů. V závislosti na velikosti tělesa mohlo dojít k diferenciaci v různé míře, nicméně se považují tyto meteority za materiál z kompletně přetavených těles. Lze tedy vyčlenit skupinu asteroidálních meteoritů (tělesa X0-500km a planetárních (ve smyslu terestrických o průměru 500- 10000 km) meteoritů. Meteority diferencované - achondrity Zahrnují širokou skupinu meteoritů původem z pásu planetek (asteroidů), z Měsíce a Marsu. Dále sem patří tzv. primitivní achondrity, mající znaky obou hlavních skupin, takže někdy bývají řazeny k primitivním meteoritům (acapulcoity apod.). Astroidální achondrity se dále člení na basaltické (HED) achondrity, angrity, aubrity, ureility a brachinity, zatímco planetární na marťanské a lunární. Tyto hlavní skipiny se dále dělí: achondrity primitivní achondrity acapulcoity lodranity winonaity asteroidální achondrity bazaltické angrity aubrity ureility brachinity eucrity diogenity howardity lunární impaktové brekcie mořské bazalty marťanské shergottity nakhlity chassingity ALH 84001 Meteority diferencované - achondrity Jak se achondrit klasifikuje a přiřadí ke konkrétnímu asteroidu či k Marsu nebo měsíci? Existuje široká škála metod od podrobného petrografického studia přes studium izotopické až po tzv. reflektanční spektroskopii. u ^_ n OJ U C 44 Nysa nstatite achondrtes 4 Vesta Eucrites (basaltic achondrites) 433 Eros Ordinary chondrr.es, Stony-rons .Enstatite chondrites, Irons ■16 Psyche 1 Ceres Carbonaceous choncrites Increasing wavelength ■visible infrared 10 11 R /Moon h HED, LLp' j Mes, Mars , f^=>j Pal Bra, Win, Ol Aub IAB-IIICD irons Terrestrial 1 Fractionation Line ô180 (%o SMOW) Meteority diferencované - achondrity Kombinací jednotlivých charakteristik petrografických, chemických aj. lze achodnrity klasifikovat např takto: 39. AuiiNt* Eur nit HED Angrlte CilorjtnlTe Hvwardľto ba^-nHiC Ľoursa nivdiuni Id c u^í^u QllvlneJPyroitent «1 1 Olivine r* iifaürnl Fan» (Lím..Vr Olivin« FeOŕMnO ■ ■ ■ Low-Ca pyroxene loci y íha* Low-Ca pyroxene FeOÍMnO ;.- 35-36 37-35 - variácie v*ní&la Plagloclts« (r*t». Artjj, c lír omits c NIC r* Ali 62« »89 Silica ,ii:;rnl Iiji:h> ínitii fntfll Kam ne Its mtfWlr Irařt-iT-imíM 1 j:.. Ha« Taenit« ti-JCií ..• ibEífil Ince Troilit* tne* tfiCÍ Ire. trace Ince Other mlrwals cubic suHldní 1fkí trace apmal, phnpMta*, ornlas Eagle Station; FcO/MnO ■ 1*0 t supers dunel ritiü Mn/Mg íl S ■ QUEWJ4Í ■ ureilitei: Fe/Mn = 156 * (Fe/Mg)0^4 ■ lodraniKs: Fe/Mn =] 01 * (Fe/Ma)0-74 brjHjhiniLeh ♦ pymiene pallaaite Vermillion ♦ pyrcitti* pallaüile Y 845 J ■ main group pallasitcs ^ mesoiirierites □ HED molar KeO/MgO in olivine Figjre from Goodrich and Rig liter (2000) Meteorit. Pianet. Sei. v. 35. p. 532. 10. * r. ta ■ "J" J Htrj ■ man gimip mauaulMnM ■ KipiJtoJftĽcdiariA** Eagle Elation 10. Příklad studia meteoritu QUE 93148, řazeného mezi HED-pallasity (plášť vesty) Meteority diferencované - bazaltické asteroidální achondrity - HED HED - howardity, eucrity, diogenity - liší se složením i stavbou, které jsou odrazem odlišného způsobu a místa vzniku v rámci mateřské planetky. Předpokládá se, že všechny tři skupiny mají původ v jednom tělese, nejpravděpodobněji planetce 4 VESTA. Z této skupiny jsou nej hojnější eukrity, tvořící asi 52 % všech HED achondritů. Mají poněkud světleší barvu než terestrické bazalty díky velkému podílu středně šedého pigeonitu. Zcela převládají brekciované typy, výjimkou je eucrit Ibitira, který navíc obsahuje až 7 obj.% plynových bublin, což je v říši meteoritů zcela ojedinělý jev. Eukrity se člení na kumulátové (často gabra), nekumulátové (bazaltoidní) a polymiktní. Diogenity jsou hrubozrnné, často monominerální (Fe-hypersten a bronzit), někdy s olivínem a akcesorickým plagioklasem, spinelem a ryzím Fe. Jsou převážně brekciované a ovažují se za plutonické horniny. Brekciací a smísením eukritových a diogenitových úlomků vznikly howardity, tzn, že mají charakter polymiktních brekcií, někdy i s klasty chondritického materiálů. Meteority diferencované - bazaltické asteroidální achondrity - HED NWA-2794 -polymiktní howardit s klasty eucritu i diogenitu. NWA-3147 - světlý eukrit s lištovitými krystaly OPX NWA-4473 - hrubozrnný diogenit se světlými vyrostlicemi. Meteority diferencované - bazaltické asteroidální achondrity - HED ^ 5v Diogenit Johnstown - hrubozrnná hornina utuhlá ve velké _ * ■jirfrfc'i hloubce tvořená především velkými krystaly ortopyroxenů. y-íl: 4»> 3É Eukrit Passamonte, jemnozrnná, rychle utuhlá hornina s lišto vitým plagioklasem a většími ortopyroxeny, 10. . -.,v. , p*Ét^« */'VTVJf - -.ví;-./,«PT'W*?.y ^4. ^ — "X, is - ■ Kumulátový eukrit Serra de Mage s velkými pyroxeny, v nichž jsou odmíseny CPX a xenomorfními plagioklasy, 10. Meteority diferencované - bazaltické asteroidální achondrity - ostatní Ureilit SHISR-007, tento typ ast. achondritů obvykle zcela postrádá živce, obsahuje olivín, CPX, FeNi slitiny a troilit. Výjimečné jsou přítomností „intersticiálního" grafitu, vzácně lonsdaleitu a diamantu, které vznikly při impaktu. Angrit D Orbigny je největší známý meteorit svého druhu. Je velmi hrubozrnný, s velkými olivíny a vesikulami. Aubrit z Cumberland Falls. Vzácné achondrity složené téměř pouze z čistého enstatitu, vzácně obsahující o/dftam/f (CaMgFe)S nebo niningerit (MgFeMn)S. Meteority diferencované - meteority z Marsu - SNC Jsou nesmírně vzácné, doposud je známo celkem asi jen 40 kusů. Jsou poměrně podobné některým bazickým a ultrabazickým horninám na Zemi. Dnes jsou členěny na 4 typy podle různého složení. Nejvíce zastoupené jsou tzv. shergottity, mezi kterými se dále rozlišují bazaltické typy, shergotitty o složení Iherzolitických peridotitů a olivín-porfyrické shergottity. Jako nakhlity se označují marťanské meteority o složení clinopyoxenitů a a jako chassingity meteority blízké dunitům. Posledním typem zatím s jedinným nálezem je ortopyroxenit s označením ALH 84001. Pozorovány byly doposud jen 4 pády (Shergotty, Nakhla, Chassigny a Zagami). Od jiných achondritů se liší především izotopovým složením plynů, především poměrem lehkého a těžkého vodíku, který je výrazně nižší vzhledem k nižší gravitaci Marsu. Dalším rozdílem je věk většiny meteoritů z Marsu, který se pohybuje kolem 1.3 Ga, což je nesrovnatelně méně než ostatní (kolem 4.5 Ga). Většinou vykazují známky šokové metamorfózy (undulózní zhášení augitu a živců, přítomnost maskelynitu apod.). Vzácné nakhlity jsou zajímavé přítomností minerálů s obsahem vody a absencí šokové metamorfózy. Extrémně vzácné chassignity jsou tvořeny až z 1W |PilH 90% Fe-bohatým olivínem, dále CPX a zesklo- ^SPBB vatělými živci. W ALH 84001 je jediným exemplářem svého druhu meteoritu z Marsu. Odpovídá složením hrubozrnnému ortopyroxenitu (hyperstenitu). Unikátním se jeví jednak obsah karbonátů a především nález struktur o velikosti až 100 nm, které připomínají bakterie. Karbonátové nodule obsahovaly stopy polycyklických aromatických uhlovodíků. bazaltický Shergottit NWA 2046 - olivín-OPX porfyrický bazaltický shergotit, dále s pigeonitem, maskelynitem, spinelidy, ilmenitem, pyrhotinem aj ( Meteority diferencované - meteority z Marsu - SNC Sayh al Uhaymir - SaU130 Shergottit, pravděpodobně součást hromadného pádu o celkové váze téměř 10 kg, porfyrický bazalt s velkými olivíny plovoucími v jemnozrnné matrix z pigeoinitu a maskelynitu, dále fosfáty, opákní fáze. Silně šokově postižený. NWA 998 - nakhlit, složený především z augitu, sekundární minerály s vodou, chlorpapatit, olivín, pyrhotin, Ti-magnetit a pre-terestrický ankerit. NWA 2737 - chassignit, nalezený v Maroku, asi 5 let považovaný za pseudometeorit. Jde o silně šokově postižený kumulátový dunit obsahující asi 90% olivínu, 5% CPX a 2% plagioklasu. Díky šokové metamorfóze změnil olivín barvu ze zelené na modročernou. Celkem nalezeno asi 0.6 kg. Kus na obrázku (0.7g) je na internetu na prodej za 2000 USD (!). Meteority diferencované - meteority z Měsíce - Lunaity První ověřený nález lunárního meteoritu pochází z roku 1982, kdy tým vědců objevil meteorit v oblasti Allan Hills, později označený jako ALH A81005. Nebyl to však y** první nález meteoritu původem z měsíce. Již dříve (v r. 1979 a 1980) byly postup- já ně nalezeny 3 meteority v Yamato Mountains, nicméně nebyl ihned rozpoznán jejich lunárí původ. Později byly nalezeny další i mimo antarktidu (NWA, Austrálie). Od jiných typů achondritů se liší především svou petrografií. Většina lunárních meteoritů má složení tzv. regolitové brekcie. Regolit je hornina, pokrývající měsíční povrch a jde o produkt „impaktového zvetrávaní", tzn. o nesoudržný materiál tvořený především původními vyvřelými horninami měsíce (anortozity) a vy- ^ vřelinami vzniklými při velkých impaktních událostech, tvořící dnes měsíční moře ™ (bazaltoidy). Některé brekcie jsou víceméně monomiktní a mohou být tvořeny pouze klasty anortozitů nebo bazaltů anebo mohou být polymiktní. Vzácně mohou obsahovat i klasty gabroidních hornin. Většina lunárních meteoritů vykazuje silné projevy morfózy. šokové meta- Měsíční anortozity mají hlubinný původ - jsou to hrubozrnné horniny tvořené především bazickým plagioklasem. Bombardování relativně velkými asteroidy, způsobujícími vznik velkých kráterů a produkcí bazaltoidních hornin ustalo zhruba před 3.9 Ga. Lunární mořské bazalty tvoří asi 17 % měsíčního povrchu. Mají složení podobné terestrickým bazaltům (Fe-bohaté pyroxeny, olivín, ilmenit, Ca-bohatý plagioklas aj.) Člení se na základě chemismu. ALH 81005, první nalezený a ověřený lunární achondrit - anortozitická regolitová brekcie, klasty světlých anortozitů v tmavé matrix. z Měsíce - Lunaity ř73, [ová cie s klasty nického Meteority diferencované - meteority z Měsíce - Lunaity V závislosti na chemickém složení lunárních meteoritů lze s určitou mírou pravděpodobnosti stanovit oblast či kráter, z něhož studovaný meteorit pochází. 4 6 6 10 12 ■■..li:!.." (ľ! 10 !H'-l!-!)flľ" £ source ůí uteri It 44. Y) Koncentrace FeO (falešné barvy) na měsíčním povrchu v hm.% na základě měření reflektanční spektroskopie sondou Clementine v roce 1994. Vysoké obsahy odpovídají měsíčním mořím (bazalty) a nízké pevninám a vysočinám (anortozity). Koncentrace Th (v ppm) na měsíčním povrchu ve falešných barvách určené gamma-spektrometrem družice Lunar Prospector v roce 1998-99. Vyznačeny místa působení misí Apollo (A) a sond Luna (L). Spodní malý diagram ukazuje četnost meteoritů s danou koncentrací Th. Meteority diferencované - železné a kamenoželezné meteority Předpokládá se, že tento typ meteoritů má svůj původ v jádře a na hranici kamenného pláště a Fe-Ni jádra. Větší či menší příměs Fe-Ni slitin obsahují běžně i chondrity a některé achondrity, což ukazuje na různou míru stratifikace hmot v odlišných hloubkových úrovních a tím i odlišnou míru tepelné metamorfózy. Při destrukci víceméně diferencovaných těles docházelo k vyvrhování i materiálu z jádra a na zmíněném rozhraní a vzniku M-nebo SM- asteroidů (metali, stony-metal). Příkladem je například planetka 16 Psyche (průměr 253 km, hustota 6.98 g/cm3), která se jeví být M-typem. Slitiny Fe-Ni jsou v meteoritech zastoupeny především dvěma hlavními typy - kamacitem - s nižším obsahem Ni (16 IIF, IVB Meteority diferencované - železné meteority - hexaedrity, oktaedrity Hexaedrity jsou mnohem vzácnější než oktaedrity. Vyznačují se nižším obsahem Ni. Jsou pro ně charakteristické Neumannovy linie, což jsou řezy přes velmi jemné (1-10>m) dvojčatné lamely v kamacitových krystalech, které se zdůrazní mechanickým šokem a jsou viditelné po naleptání. Na štítových stranách meteoritů, kde došlo k ablaci při průletu, může být struktura setřena tepelným působením. Hexaedrit Calico Rock IIAB, Neumannovy linie Střední oktaedrit Cape York IIIAB Seymchan pallasit Neumanovy linie + Widmanst. obrazce Meteority diferencované - železné meteority - ataxity Název z řeckého označení pro hmotu bez struktury. Makroskopicky ataxity nevykazují lamely kamacitu a taenitu, takže působí celistvým dojmem. Odmísení a tím i Widmanst. obrazce jsou patrné pouze pod mikroskopem. Charakteristický je pro ně vysoký obsah Ni (kolem 16hm.%). Jsou poměrně vzácné, nicméně mezi ně patří i nej větší známý meteorit na Zemi - Hobe meteorit. 34. Chinga ataxit IVB, Rusko, obsah Ni až 18 hm.%. Historický pád Impaktový kráter meteoritu Gebel-Kamil, nezařazeného ataxitu s obsahem 19.6 hm% Ni. Stáří impaktu méně než 5000 let. Největší, 83 kg vážící kus meteoritu Gebel-Kamil s dobře vyvinutými regmaglypty. Meteority diferencované - železokamenné meteority Původ nejasný, některé teorie ukazují na rozhraní pláště a jádra mateřské planetky, jiné hovoří o odmísení silikátové taveniny, další o brekcii s kovovým tmelem a nebo o vzniku jakýchsi akumulací kovového materiálu na chondritických asteroidech díky impaktu. Obsah nekovové složky dosahuje až přes 50 obj.%. Distribuce silikátové složky může být rovnoměrná, ale často, zejména u větších kusů bývá patrné nerovnoměrné rozložení s místní akumulací. Některé typy jsou klasifikovány jako tzv. silikátová železa (IAB, IIICD, IVA) nebo rra4pomezí Fe-Ni meteoritů a chondritů (NE). Dále sem patří důležitá skupina - Pallasity (MPG) - meteority tvořené Fe-Ni slitinou uzavírající především krystaly olivínu nebo jejich fragmenty. Pallasity mohou někdy obsahovat jen malé množství kovového materiálu. Kov nejčastěji odpovídá střednímu oktaedritu (IIIAB a IIR). Člení se na hlavní skupinu (Mg-bohatý olivín ve středním oktaedritu v poměru cca 2/1), dále na pallasity „Eagle Station" (Fe-bohatý fragmentovaný olivín, Ni-bohatý IIF) a pyroxenové pallasity (zvýš. množství CPX spolu s olivínem). Mesosiderity (MES) obsahují přibližně stejný podíl kovové a silikátové složky a jsou to polymiktní brekcie ostrohranných i zaoblených klastů (OPX, plg, eucritový materiál) s žilkami až intersticiálním kovem, který odpovídá IIIAB. Předpokládá se, že by mohly pocházet z vyšších úrovní pláště nebo na rozhraní pláště a kůry. Problematická však zůstává absence olivínu. Mesosiderit Crab Orchard, Tennessee 55. Silikátové železo Udei Station, Nigérie (enstatit, olivín, plagioklas, diopsid, Om oktaedrit uKang, uma, původní kus vážil kolem 1 t, obsahoval nerovnoměrně rozmístěné shluky velkých olivínů drahokamové kvality (Fo 87). Meteorit náleží k hlavní skupině pallasitů, zajímavostí je přítomnost intersticiálního K-živce v silikátových inkluzích (Z)). Kus na obrázku vlevo byl nabíze v aukci ■7a O mil SeapvM ^ AL ■'"T PENINSULA Madrid.. "I—I—I—r—i—!—i—i—r 30 Height [km] 5 cm Meteority - pád Whetstone Mountains Whetstone Mountains - pád do oblasti Cochise County v Arizone dne 23. června 2009. Bolid zachycen v Tusconu, asi 65 km daleko od místa pádu, zaznamenány silné zvukové projevy. Již 48 hodin po pádu nalezen první meteorit, celkem pak 22 kusů. Jedná se o H5 chondrit - brekcie. Meteority - pád Almahata Sitta - planetka 2008 TC3 Almahata Sitta - pád 7. 9.2008 do oblasti Núbíjské pouště v Súdánu. Objekt byl výjimečný tím, že byl zjištěn ještě 19hodin před vstupem do zemské atmosféry a bylo tak možné přesně sledovat jehé dráhu. Ve výšce 37 km nad Zemí planetka explodovala a její úlomky dopadly na někpli desítek km dlouhé pádové pole. Bylo za pomoci studentů Chartúmské univerzity nalezeno cca 10 kg většinou drobných fragmentů (cca 600 ksuů). Meteorit náleží k ureilitům a je nápadný vysokou nehomogenitou a porozitou (příčina jeho fragmentace) a vysokým obsahem grafitu s inkluzemi diamantů. Z jeho složení někteří vědci usuzují, že by mateřské těleso mohlo být planetkou typu Rubble pile, jiní to však vylučují. Dalším unikátem je přítomnost organických sloučenin, nicméně se předpokládá, že vznikly anorganickým způsobem (22.) Anomální ureilitová mikrobrekcie - olivín, Ca-chudý pyroxen, pigeonit, grafit, kamacit, troilit. Ainiiiť ( oiii|70ii]ihI llľH'tlrd 63. Alma halil Sitta ilňflS Tf\l Fr nfi1 tpybr Ď*íípartijc aciJ 1.1-L 02 i.»±*.; w±CL3 Í.Oil.í r>-irliLl.hnili: ľ. ( iŮ.I !.í i i 4 Ľulmtamiif-acLd Ů.SsO.i 7,7 ±0.7 < iľ.Ĺi:K- w±íj JJ-nlmunf í.&±o.; LL *i JI ±02 n . : |5-nlniji]Li 12-;- 1T±7 aL-o-siUHifrií-fctii^íiC ínrt{Ci-ABA1 1.7s 0.1 f.)T( ?■ 1,2*02 +5* M T.-p-aiiHiiMi-biilyiie kiJ C[_-ft-A.fiA) 1.2 ± OJ 4.7 ± 1.i 1 í ±Q-i 13* 1 tJ-a]LiLinjÍM*íHjTÍc aciíl i.ij-AIBi T | * S S D.L-vaUnf 1.1 - 0.4 l.Stŕ.ň T>-i_i.rĽ;Ll_tiŕ 0.7 ±01 L-uttvalinf 0,7 ±0,1 D'L-swiliiit 0* ±0.1 l.itO.I L-LíůvaLuLf Olini UiO.I t-.iiLin»-N-c*jjKMC ncLJ IĽ.-ltA) j.*± i-e íŮUůOlíůíúW ťMEA] 19 ±1 IL ± 1 jtíMliJIňuiiiirtMAi 11 = 1 13±1 .-i;.'- I.HIlíDC líAi té ±í ]»í*4 i^oii!^7v];i:iihlu ■ iP.-\i S4±10 17 Meteority - pád Dar al Gani Karbonátový chondrit 749 Dar al Gani - nej větší meteorit nalezený v Lybii a třetí nej větší karbonátový chondrit na světě, nálezy postupně rozšiřují elipsu pádového pole až na délku 43 km. Dokonalý příklad distribuce v závislosti na váze jednoltivých fragmentů. Doba pádu neznámá, odhady několik tisíc let vzhledem k vyhlazeným plochám od větru a písku a pouštního laku. Celkem nalezeno 183 kg, jde o karbonátový chondrit 3 s hojnými a dobře vyvinutými chondrami (vše 32.) 27 kg distribution ellipse with arŕvi* flŕ rjrr-M ctmrmlraiior < 200 gr. • 200 gr. to 1 kg • 1 kg to 5 kg new finds trajectory of the C03 fall wILTiimaf flfw* cnncvitr-atton S—ŕ1QV Dar al Gani plateau > ■ České meteority - přehled dle mezinárodní databáze www.lpi.usra.edu Name -21 Statuse FíiU^J Year-21 Placed Type-J Mass-21 MetBml?- Lt oo gien arm ••Map all . Alt Bela Official 1898 Severomoravsky, Czech Republic Iron, KD 4kg Blansko Official Y 1833 Jihomoravsky, Czech Republic H6 470 g Bohuniilítz Official 1829 Jihočesky, Czech Republic Jj-on, IAB-MG 59 kg Braunau Official Y 1847 Východočesky, Czech Republic Iron, HAB 39 kg Chlumec Undocumented 1993 Východočesky, Czech Republic Iron, ungrouped 3kg Elb o gen Official Y 1400 Západočesky, Czech Republic Iron, IJD 107 kg Lissa Official Y 1808 Středočesky, Czech Republic L6 12.8kg Morsrvka ** Official Y 2000 Severomoravsky, Czech Republic H5 633 g 35 Opava Official 1925 Severomoravsky, Czech Republic Iron 14.3 kg Ploscliko^tz Official Y 1723 Severočesky, Czech Republic L5 39 g Pribram ** Official Y 1959 Středočesky, Czech Republic H5_ 5.56 kg 15 Sázejíce Official Y 1934 Jihomoravsky, Czech Republic L5 412g Sele any Official 1900 Středočesky, Czech Republic Iron 20 g Staimem Official Y 1808 Jihomoravsky, Czech Republic Eucrite-mmict 52 kg Suchy Diú ** Official Y 1969 Východočesky, Czech Republic L6 815g 48 Tabor ** Official Y 1753 Jihočesky, Czech Republic H5_ 7.54 kg 33 Teplá Official 1909 Západočesky, Czech Republic Eon, JUAB 17 kg Tie Seilitz Official Y 1878 Severomoravsky, Czech Republic HJL3.6 28 kg Ústi Nad Orlici ** Official Y 1963 Východočesky, Czech Republic L6 1269 g 28 Yicenice ** Official 1911 Jihomoravsky, Czech Republic Eon, UD 4.37 kg 11 We s sely Official Y 1831 Jihomoravsky, Czech Republic H5 3.75 kg Ze brak Official Y 1824 Středočesky, Czech Republic H5_ 2kg Zlin ** Official 1939 Jihomoravsky, Czech Republic H4 3.3 g 87 České meteority - Příbram (CZ19590407) bolid zaznamenán 7.4.1959 v 19.30, jasný začal být ve výšce 98 km (rychlost 20.9 km/s), pohasíná v 13 km, magnituda -19.2, délka trvání 7s, úhel k rovině ekliptiky cca 10.5°. Odhadovaná velikost na 1.1-1.3 tuny, meteorit kamenný (O)), podle výpočtů „přežilo kolem 50 kg materiálu, celkem získáno 9.5 kg meteoritů (Luhy, Velká, Hojšín, Dražkov), jedná se o obyčejný chondrit H5 s dobou expozice spočítanou na cca 18mil. let Složení: olivín, enstatit, chromit, troilit, NiFe, maskelynit, olivinické chondry (Q)). České meteority - Stonaŕov - Statinem Pád s mnoha svědky se odehrál 22. května 1808 v ranních hodinách poblíž obce Stonařov jz. od Jihlavy. Měl mnoho svědků, kteří zazanamenali jak bolid (..ohnivý kužel...), zvukové projevy (...rána jak z děla^Htak samotný pád, kdy jednotlivé kameny dopadaly v bezprostřední blízkosti lidí. Pádové pole mělo rozměry asi 12x5 km. Celkem bylo nalezeno asi 66 kusů o váze 52 kg. Největší kus je uložen ve Vídni (AA)). Petrograficky odpovídá sto-nařovský meteorit eukritu -monomiktní brekcii s relativně nízkým stupněm metamorfózy, relativně obohacenou o inkompatibilní prvky (REE, W). Kosmický věk je odhadován na 35+-0.7 mil.let a absolutní stáří na 4.43 Ga. Z Z v'l L L C ií" e t«. t* (Cad ,21 V. 180S) Ii Poněkud neobvyklý chemismus stonařovských meteoritů umožnil vyčlenit tzv. Stannern trend ve skupině eukritů, naznačující kontaminaci magmatu korovým materiálem (DD)). Main groupíNLaredo trend eucrites Stannern trend eucrites Eucrític Crust crustal partial 4 v melting České meteority - jiné zajímavé kusy Meteorit Těšice - 15.7.1878, pozorovaný pád se zvukovými projevy a kouřovou stopou, kámen po nálezu byl horký, nalezen jediný kus (27.5 kg). Meteorit Broumov (Branau) - IAB oktaedrit, p ú v. váha cca 39 kg. Meteorit Loket (Elbogen) - pád kolem r. 1400, střední oktaedrit IID, v minulosti označován jako „Zakletý purkrabí". Původní váha asi 107 kg, Meteorit Opava-Kylešovice - nález 4 ks při výzkumu paleolitického sídliště (18.tis.let) v r. 1925, pravd, hexaedrit s 5.6% Ni, celkem 14.3 kg. meteority - radost z nálezu Excitovaný Dr. Muawia Shaddad a veselé studentky z Chartúmské univerzity v Súdánu po nálezu jednoho z úlomků meteoritu Almahata Sitta („stanice šest"). Veselý je i Peter Jenniskens z institutu SETI. Děkuji za pozornost Citace a použitá grafika A) S. J. Bus and R. P. Binzel Phase II of the Small Main-belt Asteroid Spectroscopy Survey: A feature-based taxonomy, Icarus, Vol. 158, pp. 146 (2002) B) Normile, D (30 April 2010). "Spunky Hayabusa Heads Home With Possible Payload". Science 328 (5978): 565 C) Chapman, Clark R. (October 1996). "S-Type Asteroids, Ordinary Chondrites, and Space Weathering: The Evidence from Galileo's Fly-by s of Gaspra and Ida" (PDF). Meteoritics 31:699-725 ' D) Norton R. O., Chitwood L. A. (2008): Field guide to meteors and Meteorites. Springer. E) Nittler, L. R. (2003) Presolar Stardust in meteorites: recent advances and scientific frontiers. Earth and Planetary Science Letters, vol. 209, p. 259-273. F) Messenger, S., Keller, L. P., Stadermann, F. J., Walker, R. M., and Zinner, E. (2003) Samples of stars beyond the solar system: silicate grains in interplanetary dust. Science vol. 300, p. 105-108. G) Jessberger E. K., Bohsung J., Chakaveh S., and Traxel K. (1992) Earth Planet. Sei. Lett., submitted. H) E. K. Jessberger, T. Stephan, D. Rost, P. Arndt, M. Maetz, F. J. Stadermann, D. E. Brownlee, J. P. Bradley, G. Kurat (2001). Properties of Interplanetary Dust: Information from Collected Samples, in Grün, E., Gustafson, B.A.S., Dermott, S.F., Fechtig, H. (Eds.) Interplanetary Dust, pp. 253-294, Springer-Verlag. I) P. Rochettea, L. Folcob,1, C. Suaveta, M. van Ginnekenb, J. Gattaccecaa, N. Perchiazzic, R. Brauchera, and R. P. Harveyd (2008): Micrometeorites from the Transantarctic Mountains. - Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America, 105, 47,18206-18211. J) P. Michel et al. (2001). "Collisions and Gravitational Reaccumulation: Forming Asteroid Families and Satellites". Science 294 (5547): 1696 K) Hildebrand et al. (2009): CHARACTERISTICS OF A BRIGHT FIREBALL AND METEORITE FALL AT BUZZARD COULEE, SASKATCHEWAN, CANADA, NOVEMBER 20, 2008. A40th Lunar and Planetary Science Conference (2009). L) Hutson etal. (2009): A FIRST LOOK AT THE PETROGRAPHY OF THE BUZZARD COULEE (H4) CHONDRITE, RECENTLY OBSERVED FALL FROM SASKATCHEWAN. 40th Lunar and Planetary Science Conference (2009). M) Graf T. et al. (1997): Exposure history of Peekskill (H6) meteorite. - Meteoritics and Planetary Sience, 32, 25-30. N) P. Brown, Z. Ceplecha, R. L. Hawkes, G. Wetherill, M. Beech & K. Mossman (1994): The orbit and atmospheric trajectory of the Peekskill meteorite from video records. - Nature 367 (1994), pp. 624-626. O) Ceplecha Z.: Impacts of meteoroids larger than 1 m into Earth's atmosphere. Astronomy and Astrophysics 286, (1994), 967-970 P) Ceplecha Z. (1961): Multiple fall of Pribram meteorites photgraphed. - Bulletin of the Astronomical Institute of Czechoslovakia 12 (1961), pp. 21 Tuček K. (1961): Morphological and Mineralogical Composition of the Meteoritic Stones of Pribram. - Bulletin of the Astronomical Institute of Czechoslovakia 12 (1961), pp. 196. Q) Bagolia et al. (1980): Pre-atmospheric size of the Pribram meteorite based on studies of fossil cosmic ray tracks and spallation products. - Bulletin of the Astronomical Institute of Czechoslovakia 31, 51 -58. R) Lovering J.F et al.: Temperatures and mass losses in iron meteorites during ablation in the earth's atmosphere. In: Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 19, Issue 3, (1960) pp.156-158 Citace a použitá grafika S) Petaev, M.l. et al.: Mineralogy and origin of brassy, sulfide-rich masses in the Gibeon IVA iron. In: 28th Annual Lunar and Planetary Science Conference, 1997, p. 093. T) Trigo-Rodriguez J. M. et al (2006): The Villalbeto de la Peňa meteorite fall: II. Determination of atmospheric trajectory and orbit. - Meteoritics & Planetary Science 41, Nr 4, 505-517 U) Llorca J. et al. (2005): The Villalbeto de la Peňa meteorite fall: I. Fireball energy, meteorite recovery, strewn field, and petrography. - Meteoritics & Planetary Science 40, Nr 6, 795-804 V) Mukhopadhyay P. K. et al. (2009): A universal, unconventional petroleum system exists throughout our solar systém. - DOI: 10.1117/2.1200907.1699 W) Bouvier A., Wadhwa M. (2010): The age of the Solar System redefined by the oldest Pb-Pb age of a meteoritic inclusion. -Nature Geoscience 3, 637 - 641 X) Irving A. J. et al (2004): PETROLOGY OF PRIMITIVE OLIVINE-ORTHOPYROXENE-PHYRIC SHERGOTTITES NWA 2046 AND NWA 1195ANALOGIES WITH TERRESTRIAL BONINITES AND IMPLICATIONS FOR PARTIAL MELTING OF HYDROUS MARTIAN MANTLE. - Lunar and Planetary Science XXXV. Y) Korotev R. L., Jol I iff B. L., Zeigler R. A., Gillis J. J., and Haskin L. A. (2003) Feldspathic lunar meteorites and their implications for compositional remote sensing of the lunar surface and the composition of the lunar crust, Geochimica et Cosmochimica Acta 67, 4895-4923. Z) Lauretta D. S. et al. (2006): THE FUKANG PALLASITE: EVIDENCE FOR NON-EQUILIBRIUM SHOCK PROCESSING. - Lunar and Planetary Science XXXVII (2006). AA) Haloda J. et al (2008): Stonařovské meteority 1808-2008. Muzeum Vysočiny Jihlava. BB) Borovička J. et al. (2003): The Morávka meteorite fall: 3. Meteoroid initial size, history, structure, and composition. - Meteoritics & Planetary Science 38, Nr 7, 1005-1021. CC) Brown P.G. et al. (2003): The Morávka meteorite fall: 2. Interpretation of infrasonic and seismic data. - Meteoritics & Planetary Science 38, Nr 7, 989-1003. DD) Barrat et al. (2007): Could Stannern-trend eucrites be crustal-contaminated melts? - open research online, The Open University. Citace a použitá grafika www.wikipedia.org www.astro.sunyb.edu Murray and Dermott, Solar System Dynamics, pg. 107 www.wirginmedia.com www.mnh.si.edu www.semp.us www.astronet.ru http://thegreenhorns.wordpress.com digilander.liberi.it www.psrd.hawaii.edu www.llnl.gov www.stevespanglerscience.com www.astrosociety.org www.pnas.org Wally Pacholka / AstroPics.com / TWAN www. s pace we at her.com Pavel Gabzdyl prezentace www.nasa.gov nssdc.gdfc.gov www.isas.jaxa.jp www.brera.mi.astro.it www.osel.cz weblogs. marylandweather.com www.otsimrat.net www.meteorite-recon.com www.jensenmeteorite.com www.davidarling.info www.environmentalgraffiti.com www.encyklopedia-of-meteorites.com www.lpi.usra.edu www.meteorite-times.com www.saharamet.com fireball.meteorite.free.fr www.meteorite-recon.com www.georeisecommunity.de 36. maps.google.cz 37. .www.metbase.de 38. www.meteorites.com 39. www4.nau.edu 40. geoweb.gg.utk.edu 41. hubblesite.org 42. www.meteoritemarket.com 43. www.catchafallingstar.com 44. meteorites.wustl.edu 45. users.tgp.com.au 46. www.arizonaskiemeteorites.com 47. www.superstock.com 48. www.colvir.net 49. www.mhmeteorite.com 50. www.meteorman.org 51. www.meteoritehunter.com 52. M come meteorite Collection (www mindat.org) 53. therevelationpaintingjournals.files.wordpress.com 54. dsc.discovery.corrH 55. www.mindat.org 56. www.sciencemag.org 57. www.skyriver.ca 58. www.marmet-meteorites.com 59. www.asu.cas.cz 60. photo.simkoz.com - 61. www.scribd.com 62. www.meteoryt.net 63. apod.nasa.gov 64. www.historicmeteorites.com 65. www.astronet.ru 66. www.muzeum-pribram.cz